1 / 20

XMM-Newton 衛星による SS433 の X 線観測

XMM-Newton 衛星による SS433 の X 線観測. 物理学科　河合研究室　 4 年 01-08520 久保田　香織. XMM-Newton 衛星による SS433 の観測. 連星ジェット天体　 SS433 本研究の目的 X 線観測でわかっていること 観測装置 (XMM-Newton EPIC-pn) 現在の進行状況 今後の課題. 青方偏移. 歳差周期　 164 日. ジェット. 速度　 0.26c. コンパクト天体. SS433. 伴星. 降着円盤. ジェット. わし座. 連星周期　 13 日. 赤方偏移.

keziah
Download Presentation

XMM-Newton 衛星による SS433 の X 線観測

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. XMM-Newton衛星によるSS433のX線観測 物理学科　河合研究室　4年 01-08520 久保田　香織

  2. XMM-Newton衛星によるSS433の観測 • 連星ジェット天体　SS433 • 本研究の目的 • X線観測でわかっていること • 観測装置 (XMM-Newton EPIC-pn) • 現在の進行状況 • 今後の課題

  3. 青方偏移 歳差周期　164日 ジェット 速度　0.26c コンパクト天体 SS433 伴星 降着円盤 ジェット わし座 連星周期　13日 赤方偏移 連星ジェット天体　SS433 地球からの距離 4.85 kpc 　ほぼ銀河面上 SS433 1012 cm 最大の謎！ ジェットの生成メカニズム http://www.iafe.uba.ar/astronomia/pagina.html 超新星残骸 W50 http://www.astro.virginia.edu/images/astronomy/ss433.jpg http://www2u.biglobe.ne.jp/~hagime/spase/bl/ss433/ss433.html

  4. 本研究の目標 目標 SS433のジェットの根元付近の様子を見る！ VLA（電波） X線の出ているあたり1012cm X線のスペクトルが有用 そのために… 　鉄の光電吸収エッジ（7keV付近）を利用 SS433では初の試み！ 1017cm

  5. X線観測でわかっていること • Ginga衛星による観測から 　連続成分はkT = 15～30keVの熱的制動放射モデルでよく合う (Yuan et al. 1995) • ASCA衛星による観測から ジェットは強く電離したFe,Si,Sなどを含む ( Kotani et al. 1994) He-Fe Kα line 青方偏移 赤方偏移 ( Kotani et al. 1994 )

  6. 観測装置: XMM-Newton EPIC-pn • XMM-Newton衛星 　有効面積大　　　高感度 • EPIC (European Photon Imaging Camera) MOS CCD camera × 2 pn CCD camera × 1 • EPIC-pnの特徴 目的のエネルギー域に高感度 　　　　　（7keV以上） XMM-Newton User’s guide book より

  7. 今回使用したデータ ( W.Brinkmann氏の提案による観測データ） 2003年10月25日 約63° 傾き角最大の時 2003年10月19日 輝線同士が最も離れる

  8. χ2/d.o.f = 1725/740 χ2/d.o.f = 855/740 Feの光電吸収エッジの物理量 NFe = 3.04±0.02 ×1019(cm-2) Eedge = 7.93+0.02 (keV) ＊ エラーは統計誤差のみ -0.01 5.0 6.0 7.0 8.0 9.0 10 10 5.0 6.0 7.0 8.0 9.0 結果：2003年10月19日 5.4 keV の熱的制動放射 +　輝線 +Feの光電吸収エッジ

  9. 考察：吸収があるとは 光電吸収 光電吸収エッジのエネルギー：7.9keV プラズマの組成：Fe+18

  10. 解釈例：熱的なプラズマの場合 モデル：光学的に薄い熱的なプラズマが半径rの球状に一様に分布している • Fe+18 　プラズマの温度 kT : 0.8keV • 吸収の柱密度 NH : 8.5×1023 cm-2 • 観測されたFlux fobs :1.4 × 10-10 erg cm-2 s-1 半径 r ＜ 4.4 × 1011 cm SS433の系のサイズの推定値より1桁小さい

  11. 今後の課題 • より精密なスペクトルモデルで検証 • 結果を解釈するジオメトリモデルの考案 • 系の物理量を求める 　（プラズマの量、ジェットの長さ） • 蝕のデータも利用 • さらに多くの系の物理量の決定 　（伴星の大きさ、SS433の質量）

  12. 解釈例：光電離している場合 モデル：プラズマがジェットからのX線で光電離している • Fe ⅨⅩ 電離パラメータ ξ = 158 • 吸収の柱密度 NH : 8.5×1023 cm-2 • SS433からのFlux forg : 5.0×10-10 erg cm-2 s-1 半径 r = 1.0 × 1012 cm SS433の系のサイズの推定値と一致

  13. ジェット天体の例 http://images.astronet.ru/pubd/2002/08/06/0001178808/ss433-2.gif GRO J1655 – 40 （ブッラクホール） 活動銀河中心核　3C273 （超重量ブラックホール） Sco X – 1 　（中性子星） v > 0.9c v > 0.9c v ～0.3c

  14. SS433 可視光域でのスペクトル ( G.R.Gies et al. 2002) ( 2.7m Harlan J. Smith Telescope　によって撮られたもの )

  15. VLA（電波） 1012cm 1017cm SS433の電波観測 ( VLAによって撮影されたもの )

  16. 164日の歳差 ( Margon et al. 1980 )

  17. XMM-Newton衛星の検出器 • European Photon Imaging Camera X線のイメージ、スペクトル、スペクトル、フォトメトリーを得られる。 pn CCD Metal Oxide Semi-conductor CCD • Reflection Grating Spectrometer 　 低エネルギー側のX線のスペクトル、フォトメトリー　が得られる。エネルギー分解能がとてもよい。 • Optical Monitor 　 可視光と紫外線のイメージとスペクトルが得られる。

  18. XMM-Newton衛星の特徴 • 3種類の検出器で同時観測できる • 高感度 　　総有効面積　4650cm2 at 1.5keV • 角度分解能が良い point-spread function 6″(FWHM) • 高いエネルギー分解能 E/ΔE EPIC : 20-50 RGS : 200-800 • 可視光、UVと同時観測できる

  19. 考察（１）：熱的な場合　補足 • 熱によって発生する光量 Lth ＜観測された光量 Lobs • Lth = Λ(T) × n2 × r3 ≒ Λ(T) × (HN)2 × r • Lobs =4πD2 fobs 　（赤字が今回の観測から得られる物理量）

  20. 考察（２）：光電離している場合　補足 • 過去の数値計算の結果から 　　エッジのエネルギー Eedge →電離パラメータ ξ • ξ = Lorg / n r2 ≒ Lorg / NH r • Lorg = 4πD2forg （赤字は今回の観測から得られる物理量）

More Related